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Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004.

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Präsentation zum Thema: "Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004."—  Präsentation transkript:

1 Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004

2 Gliederung 1.Populäre Einführung I: Astrometrie 2.Populäre Einführung II: Hipparcos und Gaia 3.Wissenschaft aus Hipparcos-Daten I 4.Wissenschaft aus Hipparcos-Daten II 5.Hipparcos: Technik und Mission 6.Astrometrische Grundlagen 7.Hipparcos Datenreduktion Hauptinstrument 8.Hipparcos Datenreduktion Tycho 9.Gaia: Technik und Mission 10.Gaia Global Iterative Solution 11.Wissenschaft aus Gaia-Daten 12.Sternklassifikation mit Gaia 13.SIM und andere Missionen

3 Gaia: Mission und Technik

4 Eine kurze Geschichte der Gaia-Mission 1993 Erster Vorschlag eines Hipparcos-Nachfolgers an ESA (Roemer) 1994 Astrometrie bei 10 Mikrobogensekunden als strategisches ESA-Ziel 1995 Der Name Gaia, die Grundzüge des heutigen Konzepts 1995 Wissenschaftl. Tagung future astrometry in space (Cambridge UK) 1996 Weitere Projekte werden vorgeschlagen (DIVA, FAME, LIGHT, Jasmine) 1997/99 Machbarkeitsstudie 2000 ESA (SPC) beschließt Gaia als Cornerstone-Mission im September 2002 ESA-Finanzkrise, Bestätigung von Gaia im Juni, starke Verbilligung 2002/03 Die weiteren Projekte (DIVA etc.) entfallen 2003/04 Technische Detailstudien, Konzeptverfeinerungen

5 Technische Studien ( ) –zwei parallele System-Studien: Astrium und Alenia/Alcatel –Entwicklung von CCD/Fokalebene: Astrium + e2v – erste CCDs hergestellt –SiC Hauptspiegel: Boostec – Spiegel-Prototyp in Produktionsphase –hochstabile optische Bank: Astrium + TPD Delft – in der Testphase –an-Bord Datenverarbeitung: Astrium-D – Prototyp im Aufbau –Optimierung des Radialgeschwindigkeits-Instruments: MSSL/Paris Obs. –Missionsplanung: ESOC –weitere Studien: FEEPs, Datenübertragung, Entfaltung der Sonnensegel, Fokussierungs-Mechanismus, Labor-Verifikation/Kalibration, Aktive Optik

6 Future schedule, I : Phase A technical preparatory study: –study of critical items identified during concept study –objective: confidence in technology, cost, schedule –end 2004: scientific and technical reports : Phase B detailed design Formation of scientific consortium : Phase C/D construction Preparation of data reduction : Launch and start of data reduction –Official ESA program: not later than 2012 –ESA DSci target date: mid 2011 –Project and community target: end 201

7 Future schedule, II (assuming launch in mid 2010) 2010: Cruise to L2, Commissioning, initial calibration 2010: Start of science operations after about 100 days, immediately after L2 Lissajous orbit insertion 2015/16: End of science operations 2018/20: Publication of end results (star catalogues)

8 Zeitplan Genehmigung der Mission Entwicklung der Technologie Entwurf, Bau, Test Start Beobachtungen Auswertung Katalog Frühe Daten Durchführ barkeits- und Technologie-Studie ESA SCI 2000(4) Konzeptänderung: Ariane Soyuz Flug nach L2 Angenommener Beginn der Phase B2

9 Projekt-Organisation ESA Industrie - ESOC - ESTEC - Wissenschaft Prime Contractor Orbit Project Scientist (s. nächste Seite) Sub-Contractors Operations Project Manager Project Team Test Facilities

10 Organisation of scientific work Working groups: about 150 European core and associate members

11 Wissenschaftliche Organisation Gaia Science Team: –13 Mitglieder, berät ESA in allen Aspekten des Projekts, organisiert wiss. Arbeitsgruppen Wissenschaftliche Arbeitsgruppen: –16 Gruppen befassen sich mit Nutzlast, speziellen Objekten, Datenauswertung –220 Wissenschaftler sind mit unterschiedlichen Beiträgen in den Arbeitsgruppen aktiv Aktivitäten der Wissenschaftler: –regelmäßige Zusammenkünfte des Gaia Science Teams, bzw. der Arbeitsgruppen: ~20 pro Jahr (2002 bis 2004) –Schriftl. Berichte aus den wissenschaftlichen Arbeitsgruppen: ~250 pro Jahr –Entwicklung von Simulationen, Algorithmen, Genauigkeitsmodellen, Datenstrukturen usw. Politik der Datenverteilung: –endgültiger Katalog ~2018/20 –Zwischenkataloge je nach Missionsfortschritt –Besondere Beobachtungen (Supernovae etc.) sind sofort verfügbar –keine Besitzrechte an den Daten

12 GAIA Science Team (GST) Frederic Arenou (Meudon) Coryn Bailer-Jones (MPIA, Heidelberg) Ulrich Bastian (ARI, Heidelberg) Erik Hoeg (Copenhagen) Andrew Holland (Leicester) Carme Jordi (Barcelona) David Katz (Meudon) Mario Lattanzi (Torino) Floor van Leeuwen (Cambridge) Lennart Lindegren (Lund) Xavier Luri (Barcelona) Francois Mignard (Nice) Michael Perryman (Project Scientist, ESA) Nationen: 3 F, 2 G, 2 E, 2 GB, 1 S, 1 DK, 1 I, 1 ESA

13 Die teuren Komponenten des Projekts Satellit - ESA Instrument(e) - ESA Start - ESA Betrieb - ESA Gesamtkosten ESA derzeit ca. 440 MEuro Input Catalogue - entfällt Datenreduktion - Mitgliedsländer; Konsortien noch zu bilden (2005/6) Schätzung der Gesamtkosten: 80 Meuro ???

14 Wissenschaft und Technik

15 Funktionsweise Grundprinzipien: Genau wie Hipparcos Technik: Völlig anders Wesentliche Unterschiede durch: - Erfahrungen aus Hipparcos - 20 Jahre allgemeiner technischer Fortschritt - eine Menge guter Ideen im Detail. - z.B. Attitude-Steuerung / Nominal Scanning Law: Winkel zur Sonne 50 Grad (Hipparcos 43) Rotationsgeschwindigkeit 60/s (Hipparcos /s) Rotationsperiode 6 h (Hipparcos 2.13 h) Präzessionsperiode d = 1/5.2 a (Hipparcos 57 d = 1/6.4 a) - z.B. Basiswinkel 99.4 Grad (Hipparcos 58 Grad)

16 An-Bord-Detektion Anforderungen: –unvoreingenommene Himmelskartierung –Erstellung eines Himmelskatalogs mit 0.1 Bogensekunden Winkelauflösung bis zur Helligkeit V~20 Lösung: An-Bord-Detektion von Sternen: –kein Eingabe-Katalog oder Beobachtungsprogramm –gute Nachweisempfindlichkeit bis V~21 mag –gute Zuverlässigkeit, auch bei sehr hohen Sterndichten Nebenbei werden nachgewiesen: –Veränderliche Sterne (Bedeckungsveränderliche, Cepheiden, usw.) –Supernovae: 20,000 –Microlensing Ereignisse: ~1000 photometrisch; ~100 astrometrisch –Objekte in Sonnensystem, einschl. erdnaher Asteroiden und Kuiper-Gürtel-Objekte

17 Gaia: Vollständigkeit, Empfindlichkeit,Genauigkeit Helligkeits-Grenze Vollständigkeit Überbelichtungsgrenze Anzahl der Messobjekte Effektive Reichweite Quasare Galaxien Genauigkeit Breitband-Photometrie Mittelband-Photometrie Radialgeschwindigkeiten Beobachtungsprogramm 12 mag 7,3 – 9,0 mag ~ 0 mag kpc (100 pc) keine ~ 1 Millibogensekunde 2 Farben (B und V) keine nur ausgewählte Sterne 20 mag ~ 20 mag ~ 3 – 7 mag 26 Millionen bis V = Millionen bis V = Millionen bis V = kpc (10 kpc) ~ 5 × – Mikrobogensekunden bei V = Mikrobogensekunden bei V= Mikrobogensek. bei V=20 5 Farben bis V = Farben bis V=20 ca. 1 km/s bis V = 17 Vollständig, ohne Vorauswahl 3

18 Astrometric Accuracy 5-year accuracies, in as (2002 values; not quite up to date; latest estimates slightly higher)

19 ( guess ) ( precise estimate )

20 Satellit: Schematische Ansicht

21 Satellit und Rakete reine ESA Mission Startzeitpunkt: Lebensdauer: 5 Jahre Trägerrakete: Soyuz Umlaufbahn: L2 (Erde-Sonne) Bodenstation: Perth oder Madrid Datenrate: 1 Mb/s ( = 3 Mb/s * 8 h/Tag ) Masse: 1700 kg (Nutzlast 800 kg) Energiebedarf: 2000 W (Nutzlast 1200 W)

22 L1 L2 Sun Earth 1.5x10 6 km Stationierung im Erde-Sonne Langrange-Punkt L2 (Wahre Entfernungsverhältnisse) Nicht genau im L2, denn dort herrscht nahezu totale Sonnenfinsternis! Wähle eine Bahn, die in der Nähe des L2 verläuft, den Erdschatten vermeidet, und nur geringe Korrekturmanöver benötigt.

23 Kenntnis der Bahn auf ca. 1 mm/s notwendig ! Bahn eigentlich instabil, halbjährliche Manöver um mm/s nötig.

24 Nutzlast und Teleskop SiC Hauptspiegel m 2, 106° Basiswinkel Überlagerung der Gesichtsfelder SiC Ringstruktur Basiswinkel- Kontrollsystem Kombinierte Fokalebene (CCDs) Rotationsachse Version 2002

25 Astro-Teleskop Version 2002

26 Gaia M1 mirror demonstrator after sintering (more info see next page)

27 Gaia M1 mirror demonstrator after sintering The two Gaia primary mirrors will each be 1.4 m x 0.5 m, constructed from Silicon Carbide, and will be the largest off-axis mirrors to be produced featuring such a large deviation from spherical shape. A demonstrator model is currently under development led by EADS Astrium, with the French company Boostec responsible for the mirror blank and the optical bench manufacturing. In the image above Claude Thomas (Boostec) holds the Gaia M1 demonstrator after sintering at the Boostec premises in Tarbes, France. The back of the mirror is facing the viewer. The two thick horizontal struts are for mounting the mirror on its support structure. The next stage is for the demonstrator model to be ground and polished to the required finish, and for the reflective coating to be applied. Finally, the model will undergo a series of space qualification tests. Image courtesy of Michel Bougoin (Boostec). (Taken from picture of the week column on the Gaia home page at ESTEC)

28 Scanning Attention! (strange scale)

29 Astrometrische Fokalebene Gesamtgesichtsfeld: - Fläche: 0.6 Quadratgrad - Größe: cm 2 - Anzahl der CCDs: Größe der CCDs: 4500 x 1966 pixels Astrometric Sky Mapper (ASM): - erfasst alle Objekte bis 20 mag - unterdrückt cosmics Astrometric Field (AF): - Pixelgröße: m 2 - Fensterfläche: 6 12 Pixel - Löschrate: 15 MHz - Ausleserate: 30 kHz - Gesamtrauschen: 6e - - Belichtungszeit: 3.3 s Broad-Band Photometer (BBP): - 5 Farben Sternbewegung Optisches Zentrum des ASTRO Felds # 1 Optisches Zentrum des ASTRO Felds #2 Mechanisches Zentrum Änderungen 2004: Alle CCDs gleich groß; nur 4 BBP-Bänder

30 CCDs = charge-coupled devices ROA = read-out amplifier (read-out node), ROR = read-out register (serial register), SR = summing register, CIS = charge injection structure, TDI = time delay integration (drift-scan mode)

31 1 Basic structure and workings of a CCD

32 2

33 3

34 4

35 Binning of pixels into samples

36 Typical photon flux for stars of different spectral types at V =15 V =15 GAIA bandpass Gaia Astro CCDs; Eigenschaften 4500 * 1966 pixel zu je 10 * 30 mikrometer = 45 mm * 59 mm

37 Strahlungsschäden und charge injection structure - Verringerung der Quantenausbeute, wellenlängenabhängig - Verschiebung des Spektralbereichs - Erhöhung des Dunkelstroms - Vergrößerung der Pixel-zu-Pixel-Variationen - Entwicklung einer Asymmetrie im Ladungstransport (deferred charges) Ursache: traps Abhilfe: charge injection structure

38 Überbelichtete Sterne ( G < 12 oder so ) Entweder: Beugungsspitzen zur Ausmessung verwenden Oder: gates zur Helligkeitsreduktion (DIVA image) CCD

39 Autonomie I Sonnensensor -> Grobattitude Ziemlich kleiner Sternkatalog an Bord (vermutlich) Aus allen CCD-Daten des Star Mappers: Sternbilder detektieren Aus Vergleich mit Star Mapper Transits: genauere Attitude Aus Zeitunterschied Star Mapper - Astro Field: Scanrate sehr genau Aus Scanrate und Star-Mapper-Bildern: - Voraussage AF1; Bestätigung/Verwerfen des Bilds; FoV-Zuweisung - Voraussage AF2-11: Ausschneiden von Fenstern aus den CCD-Daten Aus Abweichung der Attitude vom NSL: Strahlkraft der FEEPs - immer wenn 5 oder +/- 1 mas/s überschritten werden - voraussschauend Anmerkung: Attitude-Steuerung evtl. mit kontinuierlich arbeitenden Gasdüsen statt mit FEEPs. Die FEEPs sind noch nicht für Langzeiteinsatz qualifiziert.

40 Autonomie II Für hellere Sterne andere Fenster (windows); im BBP etwas größere Fenster

41 Solar System Objects: Detection Principles ASM1 ASM2 AF1 AF2 AF3 AF11 …….. Star Planet Goal: solar-system object detection down to V = 20 mag Typical motion: 300 arcsec/h = 1.2 arcsec in 15 s Gaias sensitivity at 20 mag: 0.27 mas/s = 0.9 arcsec/h Confirmation in following field of view (sometimes; 99 min later) Sky Mapper Astrometric Field Detection Confirmation arcsec arcsec 2

42 Bahnbestimmung auf 1 mm/s, Teil I 1.5 mm/s / 30 km/s = Falls rein gravitative Bewegung: Bahnbestimmung auf gleiche relative Genauigkeit nötig: * 150 Mill km = 7.5 km Ohne (unberechenbare) Störungen wäre es ganz leicht, denn: - Kenntnis der Erdbahn: ungefähr 100 m - Genauigkeit eines ranging: 20 m (eindimensional) Aber: instabile Bahn, Strahlungsdruck, Sonnenwind, Gas-/Ionendüsen,... Standardprozedur: - Dopplermessungen alle 10 Minuten, einige Stunden pro Tag - Zwei rangings pro Tag - ergibt im Falle von Gaia (Simulationen!) <1mm/s in 2 Dimensionen, aber nur 2-6 mm/s in Nord-Süd-Richtung Reicht also nicht!

43 Bahnbestimmung auf 1 mm/s, Teil II Lösungsmöglichkeiten: 1.Mehr Dopplermessungen pro Tag: Kostet fast nix, hilft wenig in Nord/Süd 2.Mehr rangings: Kostet Messzeit und Geld 3. DOR-Messungen (Doubly Differential One-way Ranging): DOR = VLBI zu einem Satelliten (Differential One-way Ranging) DOR = das selbe plus simultanes VLBI zu einem Quasar innerhalb 10 o Kostet sehr viel Geld. Zwei Riesenantennen gleichzeitig nötig, auf verschie- denen Hemisphären der Erde, wenns in Nord-Süd helfen soll) 4.Astrometrische Beobachtungen des Satelliten von der Erde aus: - 20 mas = 150 m bei 1.5 Mill. km - leicht (Gaia ~ 18 mag), billig (1 min auf einem beliebigen Teleskop) - gibt direkt die beiden problematischen Dimensionen quer zum ranging - genügend hinreichend genaue Referenzsterne liefert Gaia selbst!

44 GAIA spectrophotometry and radial velocities High resolution spectra for: - 3 rd component of space motion - perspective acceleration - stellar abundances, rotation velocities - all objects down to about V=17.5 Medium band photometer for: - classification of all objects - physical parametrization of stars T eff, log g, [Fe/H], [ /H], A( )

45 Messverfahren für Radialgeschwindigkeiten F3 Riese S/N = 7 (Einzelmessung) S/N = 130 (integriert über die gesamte Mission) Teleskop Rotati on Sternfeld 1°×1° Kamera-Optik Dispersionsgitter Kollimator CCD 1°×1° (3600×3600 Pixel) Pixelgröße 20 µm Höhe eines Spektrums 307 Pixel 120 Pixel/s Abtastrate Version 2002

46 Spectro telescope and spectrograph Version 2002 ! Version 2004: All-reflective Offner-type spectrograph, R=11500, nm = 694 pixel, nm/pixel 10 * 2 CCDs, 800*1965 pixels, t exp =12s, TDI =15ms, pixel size 10 m * 15 m = 897mas * 1345 mas Spectro telescope: f = 2.3 m, aperture 0.56 m * 0.45 m, TMA-type RVS Spectrograph

47 Scan-Richtung 700 pixel RVS-Spektren in einem dichten Sternfeld (schematisch):

48 Ca II spectra Effect of temperature: A to M stars

49 (nm) A3 Ia G2 Ib M2 Iab

50 Effect of metal abundance in G stars

51 2002 Three types of CCDs: blue, red, Astro

52 GAIA photometric systems Broad Band Photometer (BBP) astrometric chromaticity correction space for 4 bands (??? presently 2004) classification, T eff, extinction Medium Band Photometer (MBP) astrophysical parameters determination space for up to 16 bands 6*Ag CCD3 2B 1X CCD1b CCD2 Both photometric systems are still under development

53 Photometric Accuracies and Diagnostics Photometric system (above): prelim. optimised for astrophys. diagnostics Photometric accuracy assessment (top right): photon noise, sampling, CCD response, etc. single transit + mission average (100 transits) Astrophysical diagnostics (right): reddening, T eff, [Ti/H], [M/H], etc. T eff = 3500 K (3 filter combinations) single transit mission average F33 B45 B63 B82

54 Medium-Band Photometer (MBP) 40 CCDs in 4*5 strips und 2 rows, Belichtungszeit je 12 s, je 800 * 1965 Pixel, Gesamtgesichtsfeld 3.2 Grad * 1.5 Grad. 91 FoV transits / 5 Jahre, sampling ist kompliziert und unterschiedlich. Verwendung der einzelnen CCDs nächste Seite. RVS

55 MBP Verwendung: (red boxes)

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58 Noch ein paar kleine Anmerkungen zur Technik Mechanische Stabilität: 1 m * 10 as = 50 pm = 0.05 nm über ca. 12 Stunden notwendig. Passiv erreichbar; zur Sicherheit Basic-Angle Measuring Device (Interferometer) Thermische Stabilität: 70 über ca. 12 Stunden notwendig. Nur passiv erreichbar! Sehr stabile elektrische Versorgung und absolut konstante Energieverbrauchs- verhältnisse notwendig (z.B. Senden ohne Bodenkontakt, Auslesen ohne Sterne) Mechanische Steifheit und Stärke: Satellit und Nutzlast müssen Raketenstart überleben, und trotzdem leicht sein. Datenrate: 3 Mbit/s aus 1.5 Mill. km Entfernung, mit einigen Dutzend Watt Sendeleistung. Richtantenne ohne bewegte Teile nötig; große Antenne am Boden nötig.

59 Und eine historische Anmerkung: Gaia war ursprünglich ein Interferometer, DIVA und FAME ebenfalls! Rot: Maximale astrometrische Information, bei gegebener Gesamtausdehnung der Eintrittsapertur Blau: Maximale astrometrische Information pro telemetriertem Datenbit, bei gegebener Gesamtausdehnung der Eintrittsapertur (Achtung, die beiden Kurven sind nicht maßstäblich zueinander passend! Sie sollen nur die jeweilige Form der beiden beteiligten Funktionen zeigen.)

60 Simulationen: Hardware, Betriebsmodi, Daten, Auswerteverfahren,... Ganz wichtiger und großer Anteil eines jeden derartigen Projekts !

61 FEM results: slowest eigenmode

62 FEM results: stress analysis Stress levels are compatible with silicon carbide strength: –Maximum Hoffmann stress for 20 g axial: 174 Mpa (allowable 300 Mpa) –Maximum Hoffmann stress for 15 g lateral: 215 Mpa (allowable 300 Mpa) The design gives satisfactory stress levels, that may be further reduced in detailed design phases Also to be managed: heavy vibration spectrum, and sound levels up to 170 dbA Stress distribution 20g axial Stress distribution 15g lateral

63 Preliminary Thermal performance 1580 mm 1400 mm CCD dissipation = 35 W PEM dissipation = 135 W FPA SiC structure thickness = 5 mm Cold radiator surface = 2 m² Cold radiator thickness = 2 mm Cold radiator emissivity = 0.9 Hot radiator surface = 0.6 * 0.78 m Hot radiator emissivity = 0.9 PEM radiator T° = 267K (OK) CCD mean T° = 163 K (OK) CCD T° gradient = 3.4K (OK) Exch. Flux (CCD/PEM) = 15W Exch. Flux (Cold rad/ shield) = 2W Heat rejected by cold rad = 50 W

64 Overall structure CORE TEAM Coordination Maintenance & development of common toolbox Ensure that mission needs are covered Specific simulations GIBIS TEAM Simulated images GASS TEAM Simulated Telemetry Gaia Simulation Working Group (SWG)

65 Simulation of astrometric reduction and performance

66 Simulation of radial-velocity reduction and performance

67 Status of GaiaGrid deployment CESCA Barcelona ESRIN ESTEC

68 ESAC CNES? ESTEC Meudon OATo ARI Cambridge OCA UB ULB Gaia Grid 2 nd Phase (possible scenario) Genève Lund

69 Data Access Analysis on GaiaGrid GDAAS DB Gaia Simulator Core Processing Barcelona Globus Protocol GDAAS Query Interface GridAssist NodeShell TaskGridAssist NodeShell TaskGridAssist NodeShell Task


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